非常に低質量の星と褐色矮星の周りの小石駆動の惑星形成

主星が低質量の場合、星周円盤の中での惑星形成は主星質量の影響が大きく、スーパーアースから火星クラスまでバラエティー豊富。ガス巨大惑星だけは無理。以下、機械翻訳。
非常に低質量の星と褐色矮星の周りの小石駆動の惑星形成
2020年4月15日に提出
0.01M⊙そして0.1M ⊙の間の（サブ）恒星質量範囲で、非常に低質量の星と褐色矮星の周りの惑星の形成を調査するために、小石によって駆動される惑星個体数統合研究を実施します 。ストリーミング不安定性による微惑星形成の数値シミュレーションの外挿に基づいて、初期の自己重力相または惑星のいずれかで、微惑星の特徴的な質量と原始惑星（惑星サイズ分布からの最大の物体）の初期質量を取得しますその後の原始惑星系円盤進化の非自己重力段階。初期の原始惑星は、ホストの質量、軌道距離とともに増加し、ディスクの古さとともに減少する質量で形成されることがわかります。0.1M⊙の後期M矮星の周り 、これらの原始惑星は、小石の降着によって地球から大惑星まで成長することができます。ただし、0.01M⊙程度の褐色矮星 、初期の原始惑星が初期に自己重力ディスクで生まれたとき、惑星は火星の質量より大きく成長せず、その成長は約0.01で止まります。彼らが非自己重力ディスクで遅く生まれたときの地球質量。これらの低質量の星と褐色矮星の周りには、固体のコアが小さすぎるため、ガス巨大惑星の形成のためのチャネルが見つかりません。初期原始惑星のみ氷水ラインで形成する場合、最終的な惑星は、典型的に≳15％に 水質量分率。あるいは、最初の原始惑星が均一ログ全体原始惑星ディスク上に分散形成する場合、最終的な惑星のいずれか非常に水に富んだ（水の質量分率である≳15％）または完全ロッキー（水の質量分率≲5％）。

図1.パネル（a）：3つのディスクの降着率の時間変化
Eq。 （6）マナラ他 （2012）。 ディスク降着率は、中央の物体の質量が減少するほど速く低下します。
パネル（b）：異なる時間におけるディスク質量と（サブ）恒星質量M˙gマナラ他の測定。 （2012）。 太い実線
システムの年齢を表すには、0、0.5、1〜3 Myrです。 緑破線は、線形と二次の関係に対応します
ディスクの質量と恒星の質量。 ディスクが.1 Myr古い場合、Md∝M ?、Md∝M2？ 年齢が∼1−3 Myrより大きい場合


図2. r =におけるmmサイズの粒子のストークス数の時間発展
イネ（オレンジ）とr = 10 AU（青）で、3つの異なる質量宿主間。
線の太さはホストの質量を表します1 M、0.1 M
および0.01 M。 ストークス数はすぐに大きくなります
低質量の星の周りの遠い円盤の場所での団結、結果として
非効率的な小石の付着。


図3.光度の時間および（サブ）恒星質量依存性
バラッフェらの進化モデルに基づくホスト。 （2003、2015）。太いものから細いものへの実線は、システムの古さを示します。
Myr、10 Myr、100 Myrから1 Gyr。 緑の破線は対応しています の間の線形、二次、三次、および4乗相関に
明度と質量。 中央のホストが１千万年より若い場合、L？∝M1-2？ 、L？∝M3-4？ ホストが一般的に１千万年より古い場合。


図4.文献研究間の特徴的な質量比較
と私たちの方程式。 （12）Schäferet al。の結果から校正。 （2017）。のストリーミング不安定性シミュレーションから得られた遊星は適合します
単一のべき乗則（ドット）を含むさまざまな分布によって、テーパーべき乗則（三角形）、可変テーパーべき乗則（ダイヤモンド）
そして、破れたべき法則（平方）。これらのフィッティング式の詳細　本文で説明されています。ピンク、オレンジ、ブルー、グリーン、マゼンタは、ヨハンセンらの研究を指します。 （2015）、Simon et al。 （2016）、
シェーファーら（2017）、Abod et al。 （2019）およびLi et al。 （2019）、それぞれ。オレンジ色の点は最大質量のみを参照していることに注意してください
遊星の、下向き矢印を追加して、特性質量はこれらの値よりも低くなければなりません。パラメータの各セットで取得された特性質量は記号で示されます
同じx軸（表2.4を参照）。 Z、γ、Π、τsは、これらの数値研究では桁違いでした。私たちのEq。 （12）フィッティング特性質量にかなりよく一致する
これらの研究で見つかりました。